The ALMA Survey of 70 $μ$m dark High-mass clumps in Early Stages (ASHES). I. Pilot Survey: Clump Fragmentation
ASHES的目的是系统地描述最早阶段的特征，并限制大质量恒星形成的理论。在试验性调查中，仔细选择了12个巨大的（>500 $M_{\odot}$）、冷的（<15 K）、3.6-70 $μ$ m暗星前团块候选者，嵌入IRDC中，用ALMA进行观察。我们用224 GHz的12 m/7 m/TP阵列对尘埃和线发射中的每个团块（约1弧分^[2]）进行了镶嵌，得到了约1.2”的分辨率（约4800 AU）。作为该系列的第一篇论文，我们集中在粉尘排放，以揭示团块破碎。我们检测到294个核心，其中84个（29%）被归类为原恒星的流出活动或“暖芯”线发射的基础上。剩下的210个（71%）被认为是星前核心候选人。探测到的核心数量与观测的质量灵敏度范围无关。平均而言，更大的团块往往会形成更多的核心。我们发现了大量的低质量（<1 M）的核心，没有高质量（>30 $M_{\odot}$）的星前核心。最大的星前核质量为11 $M_{\odot}$。从星前CMF，我们得到一个幂律指数为1.17 ± 0.1，比Salpeter（1.35）稍浅。我们使用MST技术来表征核心之间的分离和它们的空间分布，并获得质量偏析比。虽然有一系列的核心质量和分离的样品中检测到的，平均分离和质量的核心很好地解释了热碎裂和不一致的湍流牛仔裤碎片。核心的空间分布是很好地描述了分层子聚类，而不是集中峰值聚类。没有大规模隔离的确凿证据。我们…
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of prestellar cores via non-isothermal gas fragmentation
片状云在湍流气体中很常见，可能是通过湍流气流之间的碰撞形成的。在较早的贡献中，我们研究了等温冲击板的演化，在这项工作中，我们遵循由（热）压力限制的片状云的演化，并且允许其中的气体冷却。这项工作的现存目的是研究岩心形成的早期阶段。观测到的这种云的演化支持了分子云本身是三相介质的猜想（包括稳定的冷介质和热介质，以及第三种热不稳定的介质），尽管看起来云可以以这种方式演化，而不管它们是否被引力束缚。我们的报告，这片碎片最初是由于增长的热不稳定性和一些碎片被拉长，顺从的。随后，相对较大的碎片变得重力不稳定，并分裂成较小的核心。核心的形成似乎是一个三阶段的过程：第一，增长的热不稳定性导致快速碎裂的板;第二，相对较小的碎片获得质量通过气体吸积和/或合并和第三，足够大的碎片变得容易受到重力不稳定性和子碎片形成较小的核心。我们调查的典型性质的团块（和较小的核心），从这个破碎过程中产生的。这项工作的结果支持的建议，通常在密集的团块和较小的核心观察到的弱速度场可能是种子的动态不稳定性的增长。采用光滑粒子流体动力学算法进行了模拟。
2015-01-07 astro-ph.GA
Collapse, outflows and fragmentation of massive, turbulent and magnetized prestellar barotropic cores
恒星，特别是大质量恒星，对星系的演化有着巨大的影响。然而，它们形成和崩溃的条件仍然没有完全理解。特别是，磁场对大质量团块坍缩的影响相对未被探索，因此在大质量恒星形成的背景下，研究其影响具有重要意义。我们进行高分辨率，MHD模拟崩溃的数百个太阳质量，湍流和磁化云，使用自适应网格加密代码RAMSES。我们计算了坍缩核内的质量分布、磁场和角动量等各种物理量，并研究了坍缩过程中的幕式外流和碎裂。磁场对云的演化有很大的影响。我们发现，磁制动是能够大大减少在坍缩云的内部部分的角动量。快速和间歇性的外流正在以3-5 km/s $^{-1}$的典型速度发射，尽管最高速度可高达30-40 km/s $^{-1}$。与流体动力云相比，几个物体的碎片在基本磁化云中减少了1.5-2倍。我们的结论是，磁场有一个显着的影响，大规模的团块的演变。结合辐射，磁场在很大程度上决定了大质量核心坍缩的结果。我们强调，MHD崩溃的数值收敛是一个具有挑战性的问题。特别是，数值扩散在高密度下似乎很重要，因此可能导致对碎片数量的高估。
2011-02-21 astro-ph.GA
The Origin and Universality of the Stellar Initial Mass Function
我们回顾了目前的恒星初始质量函数（IMF）的起源理论，特别关注IMF在不同环境下的普遍性。为了将这个问题放在一个观测的背景下，我们总结了用于确定不同恒星星族的IMF的技术，影响结果的不确定性，以及在极端情况下系统偏离普遍性的证据。接下来，我们考虑理论的形成星前核心的湍流破碎和各种热，流体动力学和磁流体动力学不稳定性的可能影响。我们解决星前核心转换成恒星和评估不同的过程中发挥的作用：竞争性吸积，动态碎片，喷射和饥饿，灯丝碎片和非线性吸积流，磁盘的形成和碎片，临界尺度所施加的热力学，和磁制动。我们目前的特征形状的星前核心质量函数和国际货币基金组织的解释，并考虑什么意义可以附加到他们的明显的相似性。大量的计算进展发生在最近几年，我们回顾了数值模拟，已进行预测IMF直接和讨论的动力学，随时间变化的现象，和初始条件的影响。
2014-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-QUARKS survey: Detection of two extremely dense substructures in a massive prestellar core
本研究利用 ALMA-QUARKS 巡天数据在 G34.43+0.24 中发现大质量前恒星核 MM1-C，并探测到其内部两个高密度子结构，揭示了恒星形成最早阶段的原初碎裂现象。
2024-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Forming isolated brown dwarfs by turbulent fragmentation
我们使用平滑粒子流体动力学来探索在何种情况下可以通过碰撞湍流形成孤立的极低质量星前核并坍缩形成棕矮星。我们的模拟表明，流动不需要非常快，但确实需要非常强的收敛性，即气体必须以可比的速度从各个方向流入，这似乎是不太可能的。因此，我们重新审视了天体Oph-B11，Andre，Ward-Thompson和Greaves（2012）将其确定为质量在$\sim 0.020\,\mathrm{M_\odot}$和$\sim 0.030\,\mathrm{M_\odot}$之间的星前核。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法重新分析观测结果，该方法允许我们（i）包括距离，温度和尘埃质量不透明度的不确定性，以及（ii）考虑质量的不同贝叶斯先验分布。我们估计Oph-B11在$\sim 0.075\,\mathrm{M_\odot}$处具有低于氢燃烧极限的质量的后验概率在0.66和0.86之间。我们的结论是，如果Oph-B11注定要崩溃，它可能会形成一颗棕矮星。然而，触发这一点所需的流动似乎是如此人为，以至于很难想象这是形成孤立棕矮星的唯一途径，甚至是主要途径。此外，Oph-B11很可能是一个短暂的、跳跃的、长形的核心，从端部看;确实应该有许多这样的物体伪装成质量非常低的星前核心。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
On fragmentation of turbulent self-gravitating discs in the long cooling time regime
最近有人提出，由于湍流中的随机密度波动，在存在驱动湍流的情况下，圆盘对引力坍缩的稳定性可能比它们的非湍流类似物差得多。这种碎裂模式对于气态巨行星形成尤其重要。然而，在这里，我们认为，随机密度波动，由于湍流不增强引力不稳定性和光盘碎片在漫长的冷却时间限制适合行星形成光盘。这些波动以螺旋形的方式演化，并以比崩溃更快的速度通过减压而消散。我们调查这些问题的数值在2D通过剪切盒模拟驱动湍流，也在3D模型的瞬时应用湍流速度踢。在前一种情况下，湍流驱动导致额外的盘加热，这往往使盘更稳定，而不是更不稳定。在后一种情况下，由于收敛速度反冲而形成的高密度区域，正如预期的那样，紧接着是减压。因此，我们得出结论，驱动湍流不会促进原行星盘的盘碎片，而是倾向于使盘更稳定。我们还认为，维持超音速湍流是非常困难的光盘，冷却缓慢。
2017-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Prestellar Cores in Radiation-magneto-turbulent Simulations of Molecular Clouds
通过辐射-磁-湍流模拟，揭示大质量前恒星核的两种碎裂模式，形成由磁压和湍动压支撑的吸积盘，并支持竞争性吸积形成超高恒星团。
2022-10-20 astro-ph.GA
The role of molecular filaments in the origin of the prestellar core mass function and stellar initial mass function
恒星初始质量函数（IMF）的起源是天体物理学中最有争议的问题之一。在这里，我们探讨了恒星形成分子云的准宇宙结构与IMF起源之间的可能联系。根据我们最近对Herschel Gould带调查观测（Arzoumanian等人）的细丝性质的综合研究，本文首次给出了分子云中细丝质量函数（FMF）和细丝线质量函数（FLMF）的较好估计。我们使用所观察到的FLMF提出一个简单的玩具模型的星前核心质量函数（CMF）的起源，依赖于热超临界，但维里化丝的引力碎片。我们发现，FMF和FLMF具有非常相似的形状，都是一致的Salpeter样的幂律函数（d $N$ /dlog $M_{\rm line} \propto M_{\rm line}^{-1.5\pm0.1}$）的制度的热超临界丝（$M_{\rm line} > 16\, M_\odot$ /pc）。这是一个值得注意的结果，因为相比之下，分子云和团簇的质量分布比萨尔彼得幂律IMF明显更浅，具有d $N$ /dlog $M_{\rm cl} \propto M_{\rm cl}^{-0.7}$。由于绝大多数的星前核似乎形成在热跨临界或超临界细丝，我们建议，星前CMF和扩展恒星IMF至少部分继承了FLMF通过重力碎片的个别细丝。
2019-07-31 astro-ph.GA
Witnessing the fragmentation of a filament into prestellar cores in Orion B/NGC 2024
本文通过多分子谱线观测NGC 2024纤维状结构，结合速度结构函数和玩具模型，揭示了其密度与速度振荡及λ/4位移，证明观测正示踪纤维状结构碎裂为前恒星核的过程。
2023-02-13 astro-ph.GA
Formation of Wide Binaries by Turbulent Fragmentation
理解由质量非常低的恒星（M $\le$ 0.1 Msun）组成的宽双星系统的形成是一个挑战。最明显的途径是通过广泛分离的低质量坍缩碎片产生的湍流分裂的分子核心。然而，从磁盘碎片的近双星/多重也可以通过潮汐演化演化的星团的几个初始交叉时间演变为宽双星。发现一个孤立的低质量宽双星系统在形成的最早阶段，潮汐演化之前可能会发生，将证明湍流碎裂是一个可行的机制（非常）低质量宽双星。在这里，我们报告的高分辨率ALMA观测一个已知的宽分离原恒星二进制，显示每个组件有一个拱星盘。这个系统太年轻，不可能是从一个近距离双星演化而来的，而且盘的轴也没有对准，这为湍流碎裂模型提供了强有力的支持。这两颗恒星的质量都来自于其盘的开普勒自转;它们都是质量很低的恒星。
2017-07-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of two massive and dense MALT90 clumps
我们报告阿塔卡马大毫米阵列观测3毫米尘埃连续发射和线发射，在HCO $^{+}$，H $^{13}$ CO $^{+}$，N $_{2}$ H $^{+}$和CH $_{3}$ CN，对两个大规模和密集的团块（MDC）在早期，但不同的演化阶段（星前和原恒星），其目的是调查其在$\sim$ 1 $\arcsec$的角尺度的碎片特征。在星前团块中，我们探测到10个致密结构（核心），半径为1200 ~ 4500 AU，质量为1.6 ~ 20 M $_\odot$。这些核心的一半表现出反P-Cygni配置文件在HCO $^{+}$和subvirialized表明，他们正在经历崩溃。在原恒星团附近，我们探测到一个质量为119~M $_\odot$的中心核，它具有很强的质量下降速率，还有9个质量较小的核，质量从1.7 ~ 27~M $_\odot$，半径从1000 ~ 4300 AU。CH $_{3}$ CN自转温度分别由原恒星团的8个核和星前团的3个核导出。星前星团内的核心比原恒星团内的核心具有更小的线宽和更低的温度。星前星团的核心总质量占星团质量的比例（$\sim$ 6\%）小于原恒星星团（$\sim$ 2 3\%）。我们的结论是，我们正在目睹的致密气体在全球崩溃的MDCs的演变;星前集群说明的初始阶段的碎片，窝藏的核心是单独崩溃，和原恒星集群反映了一个较晚的阶段，其中相当一部分的气体已被…
2020-01-07 astro-ph.GA
Filamentary fragmentation in a turbulent medium
我们提出了平滑粒子流体动力学模拟的结果调查的演变和分裂的细丝是从湍流介质中吸积。我们表明，湍流的存在下，以及由此产生的不均匀性的吸积流，在破碎过程中发挥了重要作用。经历弱湍流吸积流碎片的细丝，以两层分层的方式，类似于猎户座整体形细丝中看到的碎片模式。增加湍流速度场中的能量导致细丝内更多的子结构，并且可以看到从重力主导的碎裂向重力主导的碎裂的转变。在细丝中形成的子结构是细长的，大致平行于细丝的纵轴，类似于金牛座观测中看到的纤维，并表明磨损和碎片的情况是产生纤维的可能机制。我们表明，这些纤维状结构的形成是联系在一起的涡度的速度场内的细丝和细丝的吸积从一个不均匀的介质。此外，我们发现，吸积是能够驱动和维持大致音速水平的湍流内的细丝，但不能防止径向崩溃，一旦细丝成为超临界。然而，含有纤维状结构的超临界长丝不会径向塌陷，这表明纤维长丝一旦达到临界线密度就不一定会变得径向不稳定。
2017-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulent fragmentation as the primary driver of core formation in Polaris Flare and Lupus I
本文利用Herschel柱密度图识别北极星耀斑和豺狼座I中的致密云核，发现其质量与间距符合声波尺度且密度分布呈对数正态，证明湍流碎裂而非引力碎裂是低质量恒星形成区云核形成的主要机制。
2025-03-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically-regulated fragmentation of a massive, dense and turbulent clump
大质量恒星、多恒星系统和星团是由大质量致密气体团的引力坍缩产生的，这些系统的形成方式强烈依赖于母团在坍缩过程中如何碎裂成核。数值模拟表明，磁场可能是调节碎裂的关键因素。在这里，我们提出了ALMA观测在~ 0.25“分辨率的热尘埃连续发射在~278 GHz的湍流，密集，大规模的团块，IRAS 16061- 5048 c1，在一个非常早期的演化阶段。ALMA图像显示，该团块已沿着一个平行结构分裂成许多核。我们发现，碎片的数量，总质量和空间分布是由一个强磁场主导的碎裂。我们的观测结果支持了磁场在大质量湍流团簇碎裂过程中起主导作用的理论预言。
2016-08-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Geometry, Kinematics, and Magnetization of Simulated Prestellar Cores
我们利用Chen & Ostriker（2015）报道的三维湍流MHD模拟中形成的100多个重力束缚致密核心来分析星前核心的结构，运动学和磁性。我们的统计结果不同意经典的恒星形成理论，即核心演化为扁圆形，磁场平行于短轴。相反，我们发现，核心一般是三轴的，虽然核心规模的磁场仍然是优先最平行于核心的短轴和最垂直的主轴。内部和外部的磁场方向是相关的，但综合核心角动量的方向与核心的磁场不一致，与最近的观测结果一致。旋转/总动能和旋转/引力能的比值与地核大小无关，并且与观测值的大小一致。比角动量也遵循观测到的关系$L/M \propto R^{3/2}$，表明旋转是从环境湍流中获得的。对于典型的$E_\mathrm{rot}/E_K \sim 0.1$，旋转不是核心塌陷时的主要运动。
2018-08-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of a high-mass prestellar core candidate in W43-MM1
目的。为了限制导致大质量恒星诞生的物理过程，必须研究它们形成的最初阶段。我们在W 43-MM 1中寻找低质量星前核的高质量类似物。方法.我们对完整的W 43-MM 1云进行了1.3 mm ALMA镶嵌，揭示了许多具有~ 2000 au FWHM大小的核心。我们研究了位于主灯丝尖端的核心的性质，在那里聚集是最小的。我们用连续辐射测量核心质量，用$^{13}$ CS（5-4）线辐射估计它们的湍流水平。我们还研究了这些核心的星前或原恒星的性质，通过寻找流出签名跟踪CO（2-1）和SiO（5-4）线发射，并为嵌入式热核心的典型分子复杂性。结果两个高质量的核心~ 1300金直径和~ $60~M_\odot$质量被观察到湍流，但引力约束。一个驱动器流出，并与一个热核心相关联。另一个核心，W 43-MM1\#6，还没有发现任何恒星形成活动，因此是一个优秀的高质量星前核心候选者。
2018-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analytical core mass function (CMF) from filaments: Under which circumstances can filament fragmentation reproduce the CMF?
观测结果表明，恒星的形成是在两个步骤的过程中发生的，在星前核心和恒星之前形成细丝。在这里，我们应用Hennebelle和Chabrier 08，09，13的重力湍流破碎理论到一个非磁性的环境中，考虑到磁性的支持。我们讨论了诱导的几何效应的核心，从3D几何形状在小尺度上的过渡到1D在大的。该模型预测的分裂行为的灯丝为一个给定的质量每单位长度（MpL）和水平的磁化。然后将单个长丝的CMF与长丝的分布卷积以获得最终的系统CMF。该模型产生了两个主要结果：（i）无规则的几何形状自然地诱导了一个分层的碎裂过程，首先是成组的核心，由等于几个细丝的长度，即几倍的细丝宽度的长度分开。然后，这些组分裂成单独的核心。(ii)高MpL的非磁化细丝被发现过度碎片化，与观测结果不一致。这通过将磁场简单地视为附加压力支持来解决）。目前的理论提出了两种互补的恒星形成模式：根据标准的亨内贝尔-夏布里埃理论，小的（球状或球状）结构将直接坍缩成星前核，而大的（球状）结构，根据观测占主导地位的人口，将遵循上述两步过程。
2017-09-05 astro-ph.GA
A Turbulent-Entropic Instability and the Fragmentation of Star-Forming Clouds
星际云内超音速湍流的动能通过激波和随后的线辐射的耗散而冷却。因此，云容易受到由特定熵控制的凝结过程的影响。在类似于热力学熵的形式中，超音速湍流的熵与平均湍流速度和尺度的乘积的对数成比例。我们推导出一个分散关系的增长熵不稳定性在一个球形的自引力云，并发现有一个临界的最大耗散时间尺度，约等于交叉时间，允许碎片和随后的恒星形成。然而，湍流能量损失的时间尺度可以更短或更长，例如在快速热冷却或注入机械能的情况下。不同恒星形成区域能量损失的时间尺度差异可能导致结果的差异，例如初始质量函数。
2020-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A General Theory of Turbulent Fragmentation
我们开发了一个分析框架，以了解在动荡的，自引力介质的碎片。在此之前，我们已经证明了湍流的一些性质可以用湍流集形式主义来预测。在这里，我们推广到完全依赖于时间的重力湍流破碎和崩溃。我们表明，湍流系统总是引力不稳定（在概率意义上）。碎裂质谱、尺寸/质量关系、关联函数、碎裂发生的尺度范围和随时间变化的碎裂速率是可预测的。我们展示了这是如何依赖于整体湍流特性（马赫数和功率谱）。我们还概括到包括旋转，复杂的状态方程，坍缩/膨胀背景，磁场，不稳定性，和非正常统计。我们推导出如何抑制碎片与“更硬”的状态方程或不同的驱动机制。抑制出现在马赫数（R，rho）~1的“有效音速尺度”。当多变伽马>4/3时，气体在低于这个尺度时变得稳定，但在更大的尺度上仍然会发生碎裂。湍流和重力的无标度性质一般驱动质谱和关联函数朝向通用形状，对介质的许多性质具有弱依赖性。相关的波动结构，非高斯密度分布，和不稳定性的碎裂过程中的影响令人惊讶的小。这是因为小尺度上的碎片级联被“冻结”时，大尺度模式推动的“父”区域以上的崩溃阈值，虽然他们崩溃，他们的统计数据只有微弱的修改崩溃过程。与热的支持，结构开发“自上而下”的时间通过碎片级联，但强大的旋转支持扭转这一“自下而上”的增长，通过合并和引入一个最大的不稳定规模不同的Toomre规模。
2013-07-01 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
A Massive Prestellar Clump Hosting no High-Mass Cores
红外暗云（IRDC）G028.23-00.19拥有一个大质量（1，500 Msun），冷（12 K）和3.6-70 um的红外暗团（MM 1），有可能形成高质量恒星。我们用SMA（~3.5”分辨率）和JVLA（~2.1”分辨率）观测了这个星前星团候选者，以表征高质量恒星形成的早期阶段并限制理论模型。在1.3毫米波长的尘埃辐射揭示了5个质量<15兆太阳的核心。目前，没有一个核心具有质量储存器，可以在星前阶段形成高质量恒星。如果MM 1星团最终形成高质量恒星，其嵌入的核心必须随着时间的推移聚集大量的额外质量。在CO（2-1）和SiO（5-4）跃迁中没有检测到分子流出，表明SMA核是无星的。用NH_3（1，1）线确定了气体的速度弥散为跨音速或轻度超音速（Δ V_nt/Δ V_th ~1.1-1.8）。核心并不像一些大质量恒星形成理论预测的那样是高度超音速的。嵌入的核心质量是团块热金斯质量的4到7倍，最大质量的核心（SMA 1）比团块湍流金斯质量小9倍。这些值表明，既不是热压力，也不是湍流压力占主导地位的MM 1的碎裂。低维里参数的核心（0.1-0.5）表明，他们不是在维里平衡，除非强磁场约1-2 mG的存在。我们讨论了高质量恒星形成的背景下，基于IRDC G028.23-00.19，一个研究案例，被认为是代表的分子云，将形成高质量恒星的初始碎片。
2017-04-26 astro-ph.GA
Turbulent Disks are Never Stable: Fragmentation and Turbulence-Promoted Planet Formation
在我们对盘的理解中，一个基本的假设是，当托姆雷Q>>1时，盘是稳定的，不会分裂成自引力物体（因此不能通过直接坍缩形成行星）。但是如果圆盘是湍流的，这就忽略了随机密度波动的频谱，这种波动可以产生罕见的高密度质量集中。在这里，我们使用最近开发的分析框架来预测这些波动的统计数据，即在湍流开普勒盘中形成的碎片的碎片和质谱的速率。湍流磁盘从来没有完全稳定的：我们计算（总是有限的）概率形成自引力结构通过随机湍流密度波动在这样的磁盘。马赫数~0.1以上的适度亚音速湍流，即使Q>>1且冷却缓慢（t_cool>>t_orbit），也能在~Myr的时间尺度上产生一些随机碎裂或“直接坍缩”事件。在跨音速湍流中，这一数值可扩展到Q~100。我们推导出抑制这种事件所需的真实Q准则，它与马赫数成指数关系。我们指定由MRI，对流，或螺旋波驱动的湍流，并推导出等效标准的Q和冷却时间。可能需要>~50*t_dyn的冷却时间以完全抑制碎裂。这些重力湍流事件产生的质量谱峰值接近~M_disk*（Q*M_disk/M_star）^[2]（岩石到巨行星质量，随着与恒星的距离增加）。我们将其应用于原行星盘模型，并表明，即使是最小质量的太阳星云可以经历随机崩溃事件，提供了一个动荡的来源。
2013-07-08 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Chemical Tracers of Pre-Brown Dwarf Cores Formed Through Turbulent Fragmentation
本文用一个含气粒时间的化学程序UCLCHEM研究了用化学示踪剂区分褐矮星形成机制的可能性。在这项工作中，我们通过湍流碎片的形成一个前褐矮星核心模型，通过与等温冲击和随后的自由落体崩溃，一旦产生绑定的核心密度的阶跃变化的分子云的深度依赖性化学。在恒星形成的核心中通常观察到的分子丰度分数的趋势，然后探索找到一个诊断识别通过湍流形成的褐矮星质量核心。我们发现，我们的模型产生的核心将是明亮的CO和NH $_3$，而不是在HCO $^+$。这将它们与纯粹使用自由落体坍缩的模型区分开来，因为这些模型产生的核心将具有来自所有三个分子的可检测跃迁。
2015-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protoplanetary disk formation from the collapse of a prestellar core
虽然人们普遍认为磁场及其非理想效应在恒星形成过程中起着重要的作用，但由于其简单性，目前在研究星盘组合时仍广泛采用纯流体力学和角动量守恒的简单模型，即所谓的“α-星盘”模型。只有少数努力试图弥合塌陷的星前核心和发达的磁盘之间的差距。本工作的目标是重新组装的原行星盘（PPD），进行三维MHD模拟与双极扩散和充分的辐射转移。我们遵循全球演化的PPD从星前核心崩溃为100 kyr，分辨率为一个AU。形成的磁盘是更现实的，是在协议与最近的观测磁盘周围的0类年轻恒星的对象。的质量通量到达磁盘和磁盘内的径向质量吸积率的测量和分析自相似模型进行比较。表面的质量通量在中心处达到峰值，这意味着大部分落到恒星上的质量不会通过圆盘的中平面。盘的中平面几乎是死的湍流，而上层和盘的外缘是非常动荡。雪线明显比被动盘中的雪线远。我们开发了一种放大的磁共振技术，以快速获得一个合理的磁盘，是高度分层，弱磁化内，强磁化外。在PPD形成的Class-0阶段，盘和下落包层之间的相互作用是重要的，不应被忽视。在恒星上的吸积主要取决于坍缩包层的动力学，而不是详细的盘结构。
2021-03-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A search for co-evolving ion and neutral gas species in prestellar molecular cloud cores
离子和中性分子谱线轮廓的线宽比较最近被用来估计湍流恒星形成区的磁场强度。然而，这些研究中使用的离子（HCO+）和中性（HCN）物质可能不一定在每个尺度和密度下共同进化，因此可能不会追踪相同的区域。在这里，我们使用耦合化学/动力学模型的演变包括非平衡化学，有和没有磁场的星前分子云核心，研究的空间分布的HCO+和HCN，这已被用于观测光谱线宽差异。此外，我们寻找新的离子中性对，这些对是这样的观测的良好候选者，因为它们具有相似的演化，并且在我们的模型中近似是共空间的。我们确定了三个这样的好的候选对：HCO+/NO，HCO+/CO和NO+/NO。
2012-09-25 astro-ph.GA
Protostellar Feedback in Turbulent Fragmentation: Consequences for Stellar Clustering and Multiplicity
恒星在大尺度（~pc）和小尺度（~双星）上都有很强的聚集性，但对于恒星的关联函数和多重性却几乎没有解析甚至半解析的理论。在本文中，我们提出了这样一个理论，基于我们最近开发的半解析框架称为MISFIT，模型重力湍流碎片，包括抑制碎片的原恒星辐射反馈。我们比较的结果，包括反馈的控制模型中，它被省略。我们表明，这两类模型鲁棒地再现恒星关联函数在>0.01 pc尺度，这是很好的近似幂律，一般遵循无标度物理（湍流加重力）在大尺度上。在较小的尺度上，原恒星盘的碎裂比普通的核心碎裂更占主导地位，导致关联函数变陡。多重性是更敏感的反馈：我们发现，一个模型与原恒星加热再现所观察到的多重性分数和质量比分布的太阳和太阳质量恒星（特别是棕矮星沙漠），而没有反馈的模型不能这样做。具有反馈的模型也产生与从观测推断的一致的形成期分布。然而，它无法产生短距离的双星低于原恒星盘的长度尺度。我们认为，这样的近距离双星主要是由磁盘碎片，并通过轨道衰变进一步减少他们的分离。
2017-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fragmentation in turbulent primordial gas
我们报告的结果，从数值模拟的恒星形成在早期宇宙中，重点是亚音速湍流的作用，并调查它是否可以诱导分裂的气体。我们发现，致密的原始气体是非常容易破碎，即使均方根湍流速度分散低至初始声速的20%。产生的碎片质量超过两个数量级，从0.1到40个太阳质量不等。然而，我们的研究结果表明，碎片的细节取决于当地的湍流速度场的属性，因此，我们预计在不同的晕产生的恒星质量谱相当大的变化。
2010-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
ML in Astrophysical Turbulence I: Predicting Prestellar Cores in Magnetized Molecular Clouds using eXtreme Gradient Boosting
Florida State University（佛罗里达州立大学）
利用极端梯度提升预测磁化分子云中原恒星核心的演化，通过数据驱动方法提高恒星形成模拟的效率和精度。
2026-10-22 astro-ph.GA
Dynamics, CO depletion, and deuterium fractionation of the dense condensations within the fragmented prestellar core Orion B9-SMM 6
我们目前的APEX观测C17 O（2-1），N2 H+（3-2），和N2 D+（3-2）对亚碎片内部的星前核心SMM 6在猎户座B 9。我们将这些谱线数据与我们以前的SABOCA 350 μm尘埃连续谱图相结合。亚碎片的特征是亚音速内部非热运动（σNT~0.5cs），它们中的大多数似乎是引力束缚的。N_2H ~+速度质心在凝聚体之间的分散度很低（0.02 km/s）。我们推导出的CO消耗因子fD=0.8+/-0.4至3.6+/-1.5，并不表明任何显著的CO冻结，但这可能是由于我们采用的典型CO丰度。N2 H+和N2 D+相对于H2的丰度分数分别为~0.9-2.3x10^-9和~4.9-9.9x10^-10。N2 H+的氘分馏或N2 D +/N2 H+柱密度比在0.30+/-0.07-0.43 +/-0.09的范围内。在SMM 6内部检测到的子结构很可能是圆柱形琼斯型引力碎片的结果。我们估计这种碎裂的时间尺度约为1.8x10^5年。在局部的引力坍缩膨胀之前，凝聚体不太可能相互作用并合并。此外，显着的质量增长的凝聚通过竞争性的吸积从母核似乎是不可行的。在冷凝的分子氘的高水平表明，气相CO应强烈耗尽。它还指向化学进化的高级阶段。因此，SMM 6的子碎片可能接近引力坍缩的开始，但它们是否能形成原恒星或亚恒星物体（褐矮星）取决于当地的恒星形成效率，仍有待澄清。
2013-05-10 astro-ph.GA
The Dependence of Prestellar Core Mass Distributions on the Structure of the Parental Cloud
星前核的质量分布得到任意的内部质量分布的云使用的选择标准的基础上的热和湍流的金斯质量和应用层次从小到大的尺度。我们已经检查了这种方法比较我们的结果对数正态密度PDF与理论CMF Hennebelle和Chabrier，即幂律在大尺度和对数正态截止在低尺度，但我们的方法可以适用于任何质量分布代表恒星形成云。这种方法使我们能够将母体云结构与核心的质量分布及其空间分布联系起来，为研究引起所观察到的星前核心分布的分子云的物理性质提供了一种有效的工具。Hurst指数接近H = 1/3的模拟fBm云与Hennebelle和Chabrier以及Chabrier系统IMF推导的理论CMF最吻合。同样，从我们的方法得出的核心的空间分布显示出与在梯形和蛇夫座恒星形成区域观察到的同伴的表面密度。该方法还允许我们分析不同实现的核的质量分布的性质。我们发现，在不同实现的fBm云（具有相同的赫斯特指数）中形成的核心数量的变化远远大于预期的根N统计波动，随着H的增加而增加。
2012-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar discs formed from turbulent cores
我们调查的崩溃和破碎的低质量，trans-sonically湍流星前核心，使用SPH模拟。初始条件是稍超临界的Bonnor-Ebert球，它们具有相同的密度分布、相同的质量（M_O=6.1 Msun）和相同的半径（R_O= 17，000 AU），但具有不同的初始湍流速度场。已经产生了400个紊流速度场，所有这些都按比例缩放，使得平均马赫数为M=1。然后，这些子集，有一个范围内的净角动量，j，已经演变。这些湍流核心的演化与j没有很强的相关性。相反，由于会聚的湍流形成了对流结构，从而缓和了湍流核心的演化。大部分（~ 82%）的原恒星是由湍流核心形成的，其中有原恒星吸积盘，但只有很小一部分（~16%）的吸积盘足够冷，并扩展到发展非线性引力不稳定性和碎片。
2009-08-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Random fragmentation of turbulent molecular clouds lying in the central region of giant galaxies
本文建立了一个分子云破碎的随机模型，用以研究初始质量函数（IMF），其中碎片的数目、碎片发生的间隔时间、碎片的质量和速度均为随机变量。在这里，两个湍流模式的碎片的速度已被认为是，即高斯和伽玛分布。研究发现，对于高斯分布的湍流速度，IMF是浅的，在一般情况下相比，萨尔彼得质量函数。相反，湍流速度的偏态分布导致IMF更接近Salpeter质量函数。上述结果可能是由于这样一个事实，即强烈的驱动机制，例如冲击，产生于发生在星系中心的大爆炸，或者由于大量的超新星爆炸同时发生在大质量的母云中，在嵌入其中的星团演化过程中，负责从云中剥离大部分气体。这抑制了大质量恒星的形成，使质量函数变得更陡峭。
2020-06-10 astro-ph.GA
Mapping the H$_{2}$D$^{+}$ and N$_{2}$H$^{+}$ emission towards prestellar cores. Testing dynamical models of the collapse using gas tracers
星前核的研究是至关重要的，因为它们设定了恒星形成的初始条件，并决定了恒星物体的最终质量。迄今为止，有几种假说描述了它们的引力坍缩。我们进行详细的线分析和建模的H $_{2}$ D $^{+}$ 110 - 111和N $_{2}$ H $^{+}$ 4-3在372 GHz的发射，使用2“× 2”地图（JCMT）。我们的目标是通过比较模拟的气体运动学和空间分布（H $_{2}$ D $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$）与四个星前（L1544，L183，L 694 -2，L1517 B）和一个原恒星核心（L1521 f）的观测结果来测试最突出的动力学模型。我们使用RATRAN进行详细的非LTE辐射转移建模，在那里我们比较了H $_{2}$ D $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$的预测空间分布和线轮廓与对所有核心的观测。要做到这一点，我们采用的物理结构为每个核心的三个不同的动力学模型从文献中预测：准平衡Bonnor-Ebert球（QE-BES），奇异等温球（SIS），和Larson-Penston（LP）流。我们的分析提供了一个更新的物理结构的星前核心。我们发现，SIS模型可以清楚地排除在解释气体排放的核心，但更大的样本是需要区分清楚的LP流，QE-BES和静态模型。所有的坍缩模型都低估了气体排放的强度，对我们样本中唯一的原恒星核心有几个因素，这表明不同的动力…
2020-09-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the physical properties and fragmentation of the AFGL 333-Ridge
我们提出了多波长的数据来研究AFGL 333- Ridge的物理性质和碎裂。速度弥散的统计分析表明，湍流是脊中的主导运动。然而，AFGL 333-Ridge的线性质量密度（1124.0 M/pc）远远超过其临界值406.5 M/pc，这表明需要额外的运动来防止灯丝径向塌陷。使用getsources算法，我们确定了14个核心从赫歇尔地图，包括两个原恒星核心和12个无星核心。所有这些无恒星的核心都受到引力束缚，因此被认为是星前核心。根据它们的半径-质量关系，14个核心中有11个有可能形成大质量恒星。此外，AFGL 333-Ridge的两个亚丝中的7个核心似乎构成了两个项链状链，间距分别为0.51 pc和0.45 pc。通过与Jeans和圆柱形破碎理论预测的间隔长度进行比较，我们认为湍流和热压力的结合可能导致两个亚丝破碎成芯。
2021-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A possible link between the power spectrum of interstellar filaments and the origin of the prestellar core mass function
星前CMF的两个主要特征是：1）在1 Msun以下有一个宽峰，大概对应于平均引力碎裂标度; 2）一个特征性的幂律斜率，非常类似于高质量端恒星初始质量函数（IMF）的Salpeter斜率。虽然最近的赫歇尔观测表明，星前CMF的峰值接近临界细丝中的热金斯质量，但CMF/IMF在高质量端的幂律尾部的起源不太清楚。Inutsuka（2001）提出了一个理论方案，其中幂律尾的起源可以理解为星际湍流沿着细丝长轴播种的初始密度扰动谱的增长。在这里，我们报告的线质量波动的统计特性的细丝附近的分子云观察与赫歇尔使用1-D功率谱分析。在去除小尺度下束流卷积的影响后，用幂律函数$(P_{true}(s) \propto s^α)$拟合了观测到的灯丝功率谱。发现功率谱斜率的高斯分布集中在-1.6处，接近亚音速Kolomogorov湍流产生的一维速度功率谱（-1.67）。经验相关性，$P^{0.5}(s_0) \propto <N_{\rm H_2}>^{1.4 \pm 0.1} $，也被发现之间的振幅，每个灯丝功率谱$P(s_0)$和平均列密度沿灯丝$<N_{\rm H_2}>$。最后，发现沿着每个灯丝$σ_{\rm M_{line}}$的线质量波动的分散与灯丝的物理长度$L$成比例，大致为$σ_{M_{line}} \propto L^{0.7}$。总的来说，我们的研究结果是一致的建议，大部分CMF/I…
2015-09-06 astro-ph.GA
Herschel Gould Belt Survey Observations of Dense Cores in the Cepheus Flare Clouds
我们提出了赫歇尔SPIRE和PACS地图的仙王座耀斑云L1157，L1172，L1228，L1241和L1251，观察附近的恒星形成分子云的赫歇尔古尔德带调查（HGBS）。通过对SPIRE和PACS资料的修正黑体拟合，确定了典型云柱密度为0.5-1.0 $\times$ 10 $^{21}$ cm $^{-2}$，典型云柱温度为14-15 K。使用getsources识别算法，我们从SPIRE和PACS数据中提取了160-500 $μ$ m处的832个密集核。从质量与尺寸图的位置来看，我们认为303个是候选星前核，其中178个是“健壮的”星前核。从一个独立的提取源在70 $μ$米，我们认为25的832个致密的核心是原恒星。背景柱密度的分布与候选星前核在2-4 $\times$ × 10 $^{21}$ cm $^{-2}$处的峰值一致。仙王座中大约一半的星前核心可能是由于预期在“跨临界”线质量的细丝内发生的广泛碎裂而形成的。从所有五个仙王座云得出的对数正态稳健星前核心质量函数（CMF）峰值为0.56 M $_{\odot}$，宽度为$\sim$ 0.5 dex，与天鹰座的CMF相似。事实上，仙王座的聚合CMF的宽度类似于恒星系统的初始质量函数（IMF）。CMF宽度在不同的云和IMF系统的相似性表明一个共同的，可能是动荡的起源播种的波动演变成星前核心和恒星。
2020-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive Star Formation via the Collapse of Subvirial and Virialized Turbulent Massive Cores
与低质量恒星类似，大质量恒星可能是通过星前分子核心的坍缩形成的。最近的观察表明，大多数大质量的核心是亚维里（即，不受湍流支持），因此可能不稳定到引力坍缩。在这里，我们进行辐射流体动力学模拟遵循的崩溃湍流大规模的前恒星核心的亚维里和维里化的初始条件，以探索他们的动态状态如何影响大质量恒星的形成和核心碎裂成伴星。我们发现，亚维里核心进行快速的单片崩溃，导致在早期的吸积率较高的维里化的核心，具有相同的物理性质的崩溃相比。相比之下，我们发现，维里化的核心经历了一个缓慢的，逐渐崩溃和显着的湍流碎片在早期导致众多的伴星。在没有强磁场和原恒星外流的情况下，我们发现，出生于次维里核的大质量恒星的生长速度更快，导致核的辐射加热增加，从而进一步抑制在早期的碎片时，湍流碎片发生的维里化核。无论初始条件如何，我们发现大质量恒星周围形成的大质量吸积盘在晚期主导了吸积流到恒星上，并最终变得引力不稳定，并在晚期碎裂形成伴星。
2019-11-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hierarchical gravitational fragmentation. I. Collapsing cores within collapsing clouds
我们调查的分级引力碎裂的情况下，通过数值模拟的星前阶段的崩溃的一个轻微的引力不稳定的等温球沉浸在一个强烈的引力不稳定，均匀的背景介质。核心发展了一个类似于Bonnor-Ebert（BE）的密度分布，而在奇点（原恒星）形成时，包层接近一个类似于奇异等温球（SIS）的$r^-2$密度分布。然而，这些结构从来不是流体静力学的。在这种情况下，中心平坦区域的特征在于下落速度，而包络的特征在于均匀速度。这意味着流体静力SIS初始条件导致舒的经典的由内而外的解决方案是不会发生的，因此也不应该由内而外的解决方案。相反，该解从外向内坍缩，自然解释了观测到的扩展的下落速度。地核由它与背景融合的半径定义，具有随时间变化的质量，并沿着观测到的星前地核的集合轨迹在$M/M_{BE}$与$M$的图中演化，其中$M$是地核的质量，$M_{BE}$是临界Bonnor-Ebert质量，跨越了从“稳定”到“不稳定”的范围，即使它一直在坍缩。我们的结论是，一个不稳定的背景的存在允许一个核心动态地从它第一次出现的时候，即使它类似于一个压力限制，稳定的BE球。核心可以被认为是一个冲压压力限制的BE球，由于不稳定背景的吸积，质量不断增加。
2015-10-19 astro-ph.GA
Lack of high-mass prestellar cores in the starless MDCs of NGC6334
两个模型家族竞相解释大质量恒星的形成。准静态模型预测存在的高质量的前恒星的核心维持高度的湍流，而竞争吸积模型预测，高质量的原恒星的核心演变从低/中等质量的原恒星的核心在动态环境中。我们介绍ALMA（1.4 mm连续发射和$^{12}$ CO发射线）和MOPRA（HCO $^{+}$，H $^{13}$ CO $^{+}$和N $_2$ H $^+$分子线发射）对最近Herschel/HOBYS研究中发现的9个无星大质量致密核（MDC）样本的观测，这些核的质量和大小（分别为$\sim$ 110 M $_\odot$和$r\sim$ 0.1 pc），类似于准静态模型中使用的初始条件。MOPRA谱线特征表明，其中3个MDCs在$α_{\rm vir}\sim$ 0.35处亚维里化，4个MDCs有塌陷的迹象。另一方面，我们的ALMA观测结果表明，在9个无星的MDC中，MDC内的碎片非常少，而观测结果分辨了Jeans长度（$λ_{\rm Jeans}\sim$ 0.03 pc），并对Jeans质量（M $_{\rm Jeans}\sim$ 0.65 M $_\odot$）敏感。只有两个没有恒星的MDC拥有致密的连续源，其通量对应于$<3$ M $_\odot$碎片。因此，MDCs的质量库还没有被吸积到致密物体上，大部分发射被干涉仪过滤掉。这些观测结果不支持高质量恒星形成的准静态模型，因为在N…
2018-10-30 astro-ph.GA
Fragmentation of the High-mass "Starless'' Core G10.21-0.31: a Coherent Evolutionary Picture for Star Formation
G10.21-0.31是一个70 m的$μ$暗高质量无星核心（$r<0.15$ pc中的$M>300$ $\mathrm{M_{\odot}}$），在$Spitzer$、$Herschel$和APEX连续巡天中被确认，被认为是高质量恒星形成的初始阶段。我们目前的ALMA和SMA观测，以解决这个有前途的高质量无星核心的内部结构。灵敏的高分辨率ALMA 1.3毫米尘埃连续辐射揭示了三个质量范围为11-18 $\mathrm{M_{\odot}}$的核心，其特征是湍流碎裂。核心1，2和3代表了一个连贯的演化在三个不同的演化阶段，其特征在于流出（CO，SiO），气体温度（$\mathrm{H_2CO}$），和氘（$\mathrm{N_2D^+/N_2H^+}$）。我们确认了G10.21中形成大质量恒星的可能性，并探索了大质量恒星形成的演化路径。然而，在G10.21中没有高质量的星前核心。这表明了一个动态的恒星形成过程，其中核心的质量随着时间的推移而增长。
2023-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-adiabatic turbulence driving during gravitational collapse
我们研究了湍流球核星前引力收缩过程中湍流的产生。我们定义了一维湍流速度色散的比值$g$，$σ_\mathrm{1D}$与引力速度$v_g$，然后在以下假设下分析估计$g$：a）引力（$E_g$）和湍流动能（$E_\mathrm{turb}$）之间的均分或维里平衡，b）从引力到湍流能量的转移的平稳性（意味着$E_\mathrm{turb}/E_g=$ cst）。在均分和维里的情况下，我们发现$g=\sqrt{1/3}\approx0.58$和$g=\sqrt{1/6}\approx0.41$，分别在静止的情况下，我们发现$g=\langle v_\mathrm{rad}\rangle L_d/(4π\sqrt{3}ηRv_g)$，其中$η$是一个效率因子，$L_d$是湍流的能量注入尺度，$R$是核心的半径。接下来，我们进行AMR模拟的星前崩溃的等温，跨音速湍流核心在两个不同的分辨率，和非湍流控制模拟。我们发现，湍流模拟崩溃的速度与非湍流的速度相同，所以湍流的产生并没有显着减缓崩溃。我们还发现，a）模拟接近崩溃和湍流耗散的能量注入率之间的平衡; b）$g\approx0.395\pm0.035$，接近“维里”值（湍流是非热线宽的$\sim35-40\%$）; c）注入尺度是$L_d\lesssim R$，和d）“湍流压力”$ρσ_\mathrm{1D}^2$尺度为$\simρ^{1.6…
2020-09-26 astro-ph.GA
Infall Signatures in a Prestellar Core embedded in the High-Mass 70 $μ$m Dark IRDC G331.372-00.116
使用银河平面调查，我们已经选择了一个大规模的（1200 M $_\odot$），冷（14 K）3.6-70 $μ$ m黑暗IRDC G331.372-00.116。这个IRDC有可能形成高质量恒星，鉴于目前没有恒星形成的特征，它似乎代表了高质量恒星形成的最早阶段。我们已经映射了整个IRDC与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1.1和1.3毫米的尘埃连续谱和线发射。尘埃连续体揭示了分布在IRDC的22个核心。在这项工作中，我们分析了质量最大的核心ALMA 1的物理性质，它在CO（2-1），SiO（5-4）和H PDMATHAMO CO（3-2）线中没有检测到分子流出。该核心相对较重（$M$ = 17.6 M $_\odot$），亚维里化（维里参数$α_{vir}=M_{vir}/M=0.14$），几乎不受湍流影响（跨音速马赫数1.2）。使用HCO $^+$（3-2）线，我们在相对巨大的星前核心（ALMA 1）中首次检测到下沉特征，该核心有可能形成高质量恒星。我们估计一个$^{-1}$的下落速度为1.54 km/s，高吸积速率为1.96 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$ . ALMA 1正在迅速崩溃，脱离维里平衡，更符合竞争性吸积的情况，而不是湍流核心吸积模型。另一方面，ALMA 1的质量$\sim$比团块的金斯质量大6倍，处于…
2018-05-04 astro-ph.GA
Deuterium fractionation and H2D+ evolution in turbulent and magnetized cloud cores
高质量恒星被认为是由致密的星前核心形成的。它们的精确形成条件被广泛讨论，包括它们的维里条件，该条件导致在湍流或磁场的强支撑下的超维里核的缓慢坍缩，或亚维里源的快速坍缩。为了解开它们的形成过程，经常采用氘分数的测量来近似估计这些核心的年龄，并获得对它们的动力学演化的约束。在这里，我们提出了三维磁流体动力学模拟，包括第一次准确的非平衡化学网络与21个气相物种加上尘埃颗粒和213个反应。有了这个网络，我们完全耗尽星前核心的氘代过程建模非常详细，并确定其响应的初始条件的变化。我们探讨的依赖性的初始气柱密度，湍流马赫数，的质量-磁通量比和磁场的分布，以及初始的ortho-to-para比的H2。我们发现很好的协议与最近的观察静态源中的氘馏分。我们的研究结果表明，氘化是相当有效的，即使当假设一个保守的邻-对位比为3和高度次维里初始条件，导致大氘馏分已经在大约一个自由落体时间。我们讨论了我们的研究结果的影响，并展望了相关的未来调查。
2017-03-03 astro-ph.GA
Network of Star Formation: Fragmentation controlled by scale-dependent turbulent pressure and accretion onto the massive cores revealed in the Cygnus-X GMC complex
分子云具有复杂的密度结构，这些结构是由湍流和重力等过程产生的。我们提出了一种基于三角剖分的方法来解剖分子云的密度结构，并研究稠密核与环境之间的相互作用。在我们的{方法}中，构造了Delaunay三角剖分，它由连接这些核的边组成。从这个结构开始，我们系统地研究了相邻的致密核与周围环境之间的物理连接。我们将我们的方法应用到天鹅座X大质量GMC复合体，发现核心分离与平均表面密度相关的$Σ_{\rm edge} \propto l_{\rm core }^{-0.28 }$，这可以解释为{破碎控制的尺度依赖的湍流压力（其中的压力是一个函数的规模，例如$p\sim l^{2/3}$）}。我们还发现，低质量的核心（$M_{\rm core} < 10\, M_{\odot}$）的质量是由碎裂，而大规模的核心（$M_{\rm core} > 10\, M_{\odot}$）增长主要通过吸积。从碎裂到吸积的转变与从对数正态核心质量函数（CMF）到幂律CMF的转变相吻合。通过构建沿连接相邻核的边缘测量的表面密度分布，我们发现证据表明，大规模的核已经从周围环境中吸积了相当大一部分气体，从而耗尽了气藏。我们的分析揭示了一幅图像，其中核心通过由尺度依赖的湍流压力支持控制的碎裂形成，然后在大质量核心上吸积，{该方法可以应用于不同的区域，以实现未来更深入的理解。
2022-04-01 astro-ph.GA
Gravitationally unstable condensations revealed by ALMA in the TUKH122 prestellar core in the Orion A cloud
我们利用ALMA 3 mm尘埃连续体、N $_2$ H $^+$（$J=1-0$）和CH $_3$ OH（$J_K=2_K-1_K$）分子线观测研究了猎户座A云中的TUKH 122星前核。先前的研究表明，TUKH 122很可能处于恒星形成的边缘，因为湍流几乎消散，并在猎户座A云的其他无星核心中进行化学进化。通过结合ALMA 12-m和ACA数据，我们恢复了$\sim5"$分辨率为0.01 pc的扩展发射，并识别出6个质量范围为$0.1-0.4$ $M_\odot$，半径为$\lesssim0.01$ pc的凝聚体。这些凝聚是重力约束维里分析后，并嵌入在长丝，包括细长的核心与质量$\sim29$ $M_\odot$和径向密度分布$r^{-1.6}$由{ \it Herschel}。这些缩合物的分离为$\sim0.035$ pc，与密度为$4.4\times10^5$ cm $^{-3}$的热牛仔裤长度一致。这个密度类似于核心的中心部分。我们还发现了一种趋势，即NPDMATHABMM H $^+$分子似乎耗尽在尘埃峰凝聚。由于线宽变宽，这种凝聚可能开始崩溃。因此，星前核仍然发生热金斯不稳定性的碎裂，并在TUKH 122星前核内形成多颗恒星。CH $_3$ OH的发射显示出一个大的壳状分布，并围绕这些冷凝，这表明形成的CH $_3$ OH分子的尘埃颗粒释放到气相中的非热解吸，如光蒸发引起…
2018-03-09 astro-ph.GA
The influence of turbulence during magnetized core collapse and its consequences on low-mass star formation
恒星形成的理论和数值研究表明，磁场（B）对盘的形成和碎裂都有很大的影响;即使相对较低的B也可以阻止这些过程。然而，很少有研究调查B和湍流的综合影响。我们研究了磁核坍缩中湍流的影响，重点是磁扩散，原恒星核的角动量（J）的方向，以及它对盘形成，碎片和流出的后果。我们进行3D，AMR，MHD模拟磁超临界崩溃致密的核心5 Msun使用MHD程序RAMSES。施加湍流速度场作为初始条件，其特征在于由Kolmogorov功率谱。研究了不同水平的湍流和磁化，以及湍流速度场的3种实现。磁扩散，相对于B的旋转轴的取向，运输J，磁盘的形成，破碎和流出形成的研究。作为初始条件施加的湍流速度场包含非零J，这是旋转轴未对准的原因。湍流也是造成核心附近有效湍流扩散率的原因。这两种效应都是导致磁制动显著减少的原因，并有利于形成早期的大质量磁盘，而不是太高的磁化强度。与1 Msun岩心相比，即使mu ~ 5，也可能发生碎裂，对于1 Msun岩心，这种mu值可防止碎裂。缓慢的非对称流出开始。它们携带的质量与地核内的质量相当。由于错位和湍流扩散，大规模磁盘的形成是可能的，虽然他们的质量和大小仍然减少相比，流体动力学的情况。我们发现，对于mu >= 5，可以发生碎裂。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The turbulent fragmentation of the interstellar medium: The impact of metallicity on global star formation
我们研究了气体金属丰度、湍流和非平衡化学对两相星际介质（暖原子相和冷原子相）演化的影响，从而限制了湍流气体中恒星形成的初始条件。我们进行高分辨率的模拟在三个维度，包括一个现实的非平衡处理的电离状态的气体，并检查驱动和衰减湍流。这使我们能够探索金属丰度Z的变化。本文研究了太阳金属丰度Z= Zsun和低金属丰度Z=1d-3 Zsun气体。对于驱动，大规模的湍流，我们发现，在冷气体成分的质量的量的金属的影响是小的。然而，在动荡的条件下，这种情况发生了很大变化。虽然寒冷地区在太阳金属丰度的情况下幸存下来，但它们很快被加热并分散在低金属丰度气体中。这一结果表明，恒星的形成可以在低金属含量的环境中被抑制，除非一个强大的湍流驱动程序是在短于几个湍流穿越时间的时间尺度上起作用。除此之外，这一发现可以解释整体低效的恒星形成以及在贫金属，富含气体的系统中发现的恒星形成的爆发模式，如矮星系。
2011-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of low-mass stars and brown dwarfs
据估计，约60%的恒星（包括棕矮星）的质量低于0.2 Msun。目前，关于这些物体是如何形成的还没有达成共识。我将简要回顾低质量天体形成的四个主要理论：湍流碎裂、原恒星胚胎抛射、盘碎裂和星前核的光蚀。我将专注于光盘碎裂理论，并讨论它如何解决关键的观测约束，即低质量的初始质量函数，棕矮星沙漠，以及低质量恒星和棕矮星的二元统计。我将研究是否可以使用观察来区分不同的形成机制，并给出一些系统的例子，强烈支持一个特定的形成方案。最后，我将论证所有的机制都可能在低质量恒星和褐矮星的形成中发挥作用。
2013-02-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic effect on first star formation: prestellar core collapse and protostar formation
最近的理论研究表明，磁场可能在宇宙中第一颗恒星的形成中起着至关重要的作用。然而，磁场对第一个恒星形成的影响还有待于很好地理解。在这项研究中，我们进行三维磁流体动力学模拟，考虑到所有相关的冷却过程和非平衡化学反应的原恒星密度，为了研究的崩溃磁化原始气体核心的自洽热演化。我们的结果表明，中心核的热演化几乎不受磁场的影响，因为磁力不阻止沿磁力线的收缩。我们还发现，磁制动提取的角动量从核心和抑制碎裂取决于初始强度的磁场。磁外流的角动量输运比磁制动的角动量输运效果差，因为磁外流只在坍缩的后期才发射。我们的研究结果表明，磁场效应成为重要的场强$B> 10^{-8}(n_{\rm H}/1\ \rm cm^{-3})^{2/3}\ \rm G$，其中$n_{\rm H}$是数密度，在崩溃阶段。最后，我们比较我们的结果与模拟使用正压近似，并确认这种近似是合理的，至少在崩溃阶段。尽管如此，热和化学过程的自洽处理对于将模拟扩展到吸积阶段至关重要，其中原恒星的辐射反馈发挥着至关重要的作用。
2021-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A large (~1 pc) contracting envelope around the prestellar core L1544
星前核是类太阳恒星的诞生地，它是由组成分子云的行星结构的碎片形成的，它们必须至少部分地继承分子云的运动学。此外，当它们处于引力坍缩的边缘时，它们会显示出亚音速坠落运动的迹象。这些运动的延伸程度取决于坍缩是如何发生的，这在很大程度上仍然是未知的。我们想研究围绕着原型星前核心L1544的包层的运动学，研究云核连接。为了达到我们的目的，我们在一个大的映象中观测到了$\rm HCO^+$（1-0）跃迁。\hcop预计在包络中是丰富的，使其成为源中大尺度运动学的理想探针。我们通过非局域热平衡辐射转移模拟了尘埃峰处的光谱。为了重现尘埃峰的光谱，需要一个大的（$\sim 1\, \rm pc$）包层，具有低密度（最多数十个$\rm cm^{-3}$）和收缩运动，向内的速度为$\approx 0.05\,\rm km \, s^{-1}$。我们使用Hill 5模型拟合数据立方体，该模型实现了一个简单的模型{用于沿视线的光学深度和激发温度分布}，以获得下落速度的地图。这表明，下落运动被延长，典型值在$0.1-0.2\,\rm km \, s^{-1}$范围内。我们的研究结果表明，收缩运动延伸的核心周围的扩散信封，这是一致的，最近的磁场测量的源，这表明信封是磁超临界。
2022-10-24 astro-ph.GA
Interstellar filaments and star formation
最近用赫歇尔空间天文台在亚毫米波长上对银河系最近的恒星形成云进行的研究为我们提供了前所未有的恒星形成过程初始条件和早期阶段的图像。赫歇尔的图像揭示了每一个星际云中复杂的网状结构。这些暗条的宽度都非常相似--大约十分之一秒差距--但只有致密暗条含有星前核，即未来恒星的种子。赫歇尔的结果支持这样一种设想，即星际纤维和星前核代表了恒星形成过程中的两个关键步骤：首先，湍流搅动气体，在星际介质中形成普遍的网状结构，然后引力接管并控制纤维进一步分裂成星前核，最终形成原恒星。这一方案提供了新的见解恒星质量的起源和恒星形成效率的致密分子气体的星系。尽管有明显的复杂性，全球恒星的形成可能是由相对简单的普遍规律，从灯丝到星系尺度。
2017-10-03 astro-ph.GA
ALMA Survey of Orion Planck Galactic Cold Clumps (ALMASOP): Detection of extremely high density compact structure of prestellar cores and multiple substructures within
星前核是分子云中的自引力密集和寒冷的结构，未来的恒星在那里诞生。在过渡到原恒星阶段的阶段，它们预计会拥有集中的致密（子）结构，这些结构将为新恒星或双星/多恒星系统的形成提供种子。描述这个关键的演化阶段是我们理解恒星形成的关键。在这项工作中，我们报告的高密度（子）结构的检测上千金规模的致密星前核心的样本。通过我们最近对猎户座分子云的ALMA观测，我们发现了五个非常密集的星前核，它们的中心集中区域大小为$\sim$ 2000 AU，平均密度为几个$10^7$ $cm^{-3}$。这些中心致密区域的质量在0.30至6.89 M $_\odot$的范围内。{ \it第一次}，我们的高分辨率观测（0.8 $'' \sim $ 320 au）进一步揭示了其中一个核心显示出清晰的碎裂特征;这些单独的子结构/碎片的大小为800 - 1700 au，质量为0.08 - 0.84 M $_\odot$，密度为$2 - 8\times 10^7$ $cm^{-3}$，分离为$\sim 1200$ au。子结构的质量（$\gtrsim 0.1~M_\odot$）足以形成年轻的恒星物体，并且可能是恒星胚胎最早阶段的例子，可以导致广泛的（$\sim$ 1200 au）分离的多个系统。
2023-02-13 astro-ph.GA
The Herschel View of Star Formation
最近用赫歇尔空间天文台在亚毫米波长上对银河系最近的恒星形成云进行的研究为我们提供了前所未有的恒星形成过程初始条件和早期阶段的图像。赫歇尔的图像揭示了每一个星际云中复杂的网状结构。这些暗条的宽度都非常相似--大约十分之一秒差距--但只有致密暗条含有星前核，即未来恒星的种子。赫歇尔的结果支持这样一种设想，即星际纤维和星前核代表了恒星形成过程中的两个关键步骤：首先，湍流搅动气体，在星际介质中形成普遍的网状结构，然后引力接管并控制纤维进一步分裂成星前核，最终形成原恒星。这种情况下提供了新的见解恒星形成的效率，恒星质量的起源，以及星系中恒星形成的全球速率。尽管有明显的复杂性，全球恒星的形成可能是由相对简单的普遍规律，从灯丝到星系尺度。
2013-09-30 astro-ph.GA
Impact of Turbulent Magnetic Fields on Disk Formation and Fragmentation in First Star Formation
本研究通过三维理想磁流体动力学模拟，发现湍流磁场在达到均分水平时可稳定吸积盘、减少碎裂并驱动喷流，从而显著影响第一代恒星的多星系统形成与初始质量函数。
2024-05-23 astro-ph.GA
